Šioje nuotraukoje matome Saturno sistemos peizažą, nutviekstą Saulės, pasislėpusios už Titano.

Titano atmosfera išsklaido Saulės spindulius ir yra matoma kaip aureolė aplink tamsų palydovo siluetą. Prieš Titaną skrenda mažesnis Enceladas, kurio apačioje įmanoma įžiūrėti vandens čiurkšles.

Na ir, aišku, priekyje matome Saturno žiedus, kurie dėl apšvietimo krypties atrodo tarsi negatyvinė nuotrauka.

Dalinį Saulės užtemimą stebės Rusijos Sibiro, Rytinės Azijos, bei Šiaurinės Skandinavijos, Talino gyventojai. Maksimumo metu 12 val. 46 min. bus užtemę beveik 3/4 Saulės disko.

Paprastai Saulės ir Mėnulio užtemimai kartojasi dukart per metus ir jų iš viso būna keturi. 2018-ieji metai – ypatingi, nes per juos vyks penki užtemimai:

Sausio 31 d. pilnas Mėnulio užtemimas buvo matomas Azijoje, Australijoje ir Šiaurės Amerikoje. Deja, Lietuvoje mes jo negalėjome stebėti, nes Žemės šešėlis ant Mėnulio užslinko apie 14 val. dienos, o nuslinko apie 17 val.

Vasario 15 d. įvyko dalinis Saulės užtemimas. Šįkart juo pasidžiaugti galėjo tik pietų pusrutulio gyventojai (ir kuo arčiau Antarktidos, tuo geriau). Užtemimo maksimumo metu 22 val. 51 min. Mėnulis uždengė 60 proc. Saulės disko. Deja, Lietuvoje tokiu metu nematėme ne tik užtemimo, bet ir pačios Saulės.

Liepos 13 d. 6 val. ryto įvyko dalinis Saulės užtemimas, bet Lietuvoje jis nebuvo matomas.

Liepos 27 d., apie 22.30 val., buvo galima grožėtis visišku Mėnulio užtemimu.

O jau po kelių dienų rugpjūčio 11-ąją (šeštadienį), apie 12 val., vyks dar vienas dalinis Saulės užtemimas, tačiau Lietuvoje jis nebus matomas, nes Mėnulio šešėlis prabėgs kiek šiauriau.

Kada būna Saulės užtemimas?
Saulės užtemimas vyksta per jaunatį, kai Mėnulis užstoja Saulės šviesą ir ji nepatenka į Žemę. Tačiau jis matomas ne visose Žemės vietose.

Kada būna Mėnulio užtemimas?

Mėnulio užtemimas vyksta per pilnatį, kai jis keliauja per Žemės šešėlį – Žemė užstoja jį nuo Saulės. Mėnulio užtemimas matomas tamsiojoje Saulės neapšviestoje Žemės dalyje.

]]> https://ctl.lt/dalinis-saules-uztemimas-rugpjucio-11-diena/feed/ 0 https://ctl.lt/sianakt-matysime-kruvinaji-menuli/ https://ctl.lt/sianakt-matysime-kruvinaji-menuli/#respond Fri, 27 Jul 2018 14:10:43 +0000 https://www.ctl.lt/?p=13953 Tai bus ilgiausias ir įspūdingiausias Mėnulio užtemimas per šį šimtmetį. Mėnulis keliaus per patį Žemės metamo šešėlio vidurį.

Mėnulis geriausiai bus matomas liepos 27 d. maždaug tarp 21.30 val. ir 23.13 val. Lietuvos laiku.

Tiesiai tarp Mėnulio ir Saulės kurį laiką keliaus Žemė – įvyks visiškas Mėnulio užtemimas, kurio metu Mėnulis bus matomas rausvos spalvos. Dėl to jis ir vadinamas „kruvinuoju Mėnuliu”.

Žemės palydovo spalva užtemimo metu priklauso nuo Žemės metamo šešėlio. Krentantis šešėlis yra raudonas dėl tos pačios priežasties jis ir besileidžiančią Saulę nudažo raudonai: kai Saulės šviesa kerta mūsų planetos atmosferą.

Mėnulio užtemimui stebėti nereikia jokio specialaus pasiruošimo. Įspūdingą reginį pamatyti gali sutrukdyti nebent apsiniaukęs dangus.

Mėnulio užtemimai vyksta tada, kai Žemė įsiterpia tarp Saulės ir Mėnulio.

Du kartus per 11 mėnesių Saulė, Žemė bei Mėnulis atsiduria vienoje eilėje. Vienas toks sutapimas lemia Saulės užtemimą (kai Mėnulis atsiduria per vidurį), o antrasis – Mėnulio (kai viduryje atsiduria mūsų planeta).

Todėl Saulės ir Mėnulio užtemimai dažniausiai vyksta poromis, o juos skiria maždaug dvi savaitės. Per metus įvyksta tik keturi pilni užtemimai.

Šiuo metu kaip tik baigiasi 24-asis 11 metų ciklas nuo jų skaičiavimo pradžios. Ir jis buvo vienas iš silpniausių per visą stebėjimų istoriją – dėmių skaičius maksimumo metu retai pasiekdavo 150. Palyginimui per du ankstesnius ciklus šis skaičius buvo apie 250. Tai gali būti natūralių ilgalaikių, galbūt periodiškų, pokyčių Saulėje dalis, o gali būti kokio nors visiškai naujo reiškinio požymis – kol kas to nežinome.

Šiemet turėtų prasidėti 25-asis ciklas, taigi Saulės aktyvumas po truputį didės. Kiek jis padidės, ir ar iš viso sulauksime dėmių bei žybsnių, parodys tik laikas. Panašus Saulės aktyvumo sumažėjimas buvo stebimas pirmoje XVIII amžiaus pusėje – tada visoje Žemėje orai pastebimai atšalo.

Saulės aktyvumo bei kitų reiškinių stebėjimas per pastaruosius du dešimtmečius reikšmingai pagerėjo – atsirado dedikuotos kosminės observatorijos, skirtos Saulės stebėjimams. Per artimiausius dvejus metus prie jų prisijungs dar dvi – NASA kuriamas Parker Solar Probe šiemet ir ESA Solar Orbiter 2020-aisiais.

Parker Solar Probe priartės arčiau Saulės, nei bet koks ankstesnis zondas, vos per 6 milijonus kilometrų. Taip jis galės tiesiogiai tyrinėti Saulės vainiką ir Saulės vėjo atsiradimą. Solar Orbiter skraidys toliau – 42 mln. kilometrų atstumu, – tačiau jo orbita bus statmena planetų orbitoms, taigi jis periodiškai fotografuos Saulės ašigalius, kurių nuotraukų kol kas neturime.

Tai leis išsiaiškinti, kaip Saulės magnetinis laukas ir Saulės vėjas kinta priklausomai nuo platumos ir geriau suprasti jų struktūrą bei evoliuciją.

Prieš metus, 2016 spalio 14 dieną, Mažajame Magelano debesyje sužibo nova, kurią stebėti buvo nukreipti net šeši teleskopai. Taip gauti jos atvaizdai ir nustatyta evoliucija beveik metus po sprogimo pradžios infraraudonųjų, regimųjų ir rentgeno spindulių ruožuose.

Jei nova tikrai sprogo kaimyninėje galaktikoje, o ne Paukščių Tako pakraštyje, ji yra viena ryškiausių kada nors aptiktų novų, piko metu švytėjusi milijoną kartų ryškiau, nei Saulė.

Šviesio kitimo analizė atskleidžia ir galimą tokio ryškumo priežastį: sprogimas įvyko baltojoje nykštukėje, kurios masė yra apie 1,2-1,3 Saulės masės, labai arti teorinės 1,4 Saulės masių ribos, kurią viršijusi žvaigždė kolapsuotų į neutroninę arba sprogtų supernova.

Tyrimo rezultatai arXiv.

1859 metų rugsėjis buvo kupinas keistų įvykių. Vienu metu nustojo veikti Europos ir Šiaurės Amerikos telegrafo tinklai, iš stulpų pasipylė žiežirbos. Tuomet žmonės gerai nesuprato, kas įvyko, tačiau dabar žinome, kad tai buvo didžiausia Saulės audra per visą rašytinę žmonijos istoriją. Bent jau tuo metu, kai jos poveikį buvo galima pastebėti. Skaičiuojama, kad dabar toks netikėtas Saulės aktyvumo šuolis sukeltų 10 trilijonų dolerių nuostolį.

Šie skaičiai pasirodė po naujo tyrimo, kuris įvertino galimą didelės Saulės audros ekonominė poveikį ir būdus nuo to apsiginti. Kuomet kalbama apie trilijonus JAV dolerių investicijos į kokį nors skydą nuo magnetinių audrų yra būtinos. Tyrimo autoriai Manasvi Lingamas ir Abrahamas Loebas sako, kad geriausias būdas apsisaugoti nuo netikėtų Saulės aktyvumo šuolių yra magnetinis skydas, dengiantis visą Žemės planetą.

Toks skydas turėtų atremti bent jau dalį Saulės išspjautų dalelių, kurios įprastai sąveikauja su Žemės magnetiniu lauku, kelia sveikatos problemų, trikdo komunikacijų tinklus, gadina elektroniką ir, ekstremaliu atveju, gali sukelti trilijoninių nuostolių. Savaime aišku, kad toks skydas neapsuptų Žemės. Vietoj to, jis būtų įrengtas kažkur toli tarp Žemės ir Saulės, kad savo dydžiu mūsų planetą tiesiog užstotų.

Mokslininkai tik sugalvojo šią idėją, apie jos įgyvendinimą nėra ko kalbėti. Jokių konkrečių planų nėra ir Saulės poveikis pasaulio ekonomikai niekada nėra pakankamai akivaizdus, kad žmonės jį įvertintų prieš nukentėdami. Tačiau tyrimo autoriai skaičiuoja, kad toks skydas kainuotų panašiai, kiek kadaise kainavo Tarptautinė Kosminė Stotis – apie 100 milijardų JAV dolerių. Taigi, nedaug, palyginti su nuostoliais, kuriuos patirtų žmonija.

Įdomu ir tai, kad mokslininkai pagalvojo ir apie gyvybę kitose planetose. Jei kažkur visatoje yra planeta su protingomis gyvybės formomis, ji galėtų būti apsaugota tokiu skydu. Už žmones pranašesni padarai tikriausiai jau turi susikūrė tokį skydą apsisaugoti nuo savo žvaigždės, nes magnetinių audrų problema yra universali visoje matomoje visatoje. Rasti žvaigždę su tokiu skydu nebūtų taip sunku, kaip tiesiog pastebėti planetą, kurioje yra akivaizdžių gyvybės ženklų.

Naktį iš rugsėjo 7 į 8 d. Žemėje kilo viena galingiausių magnetinių audrų. Ją sukėlė rugsėjo 6 d., trečiadienį, NASA pastebėti du vienas paskui kita sekę įspūdingi Saulės žybsniai, mūsų planetos link iššovę dvi elektringų Saulės plazmos dalelių ir elektomagnetinių bangų salves. Antroji salvė buvo ypač galinga.

Tai buvo stipriausias Saulės žybsnis nuo 2008 metų.

Po kelių parų skrydžio elktringų Saulės dalelių srautas pasiekė Žemę ir „atsitrenkęs“ į jos magnetinio lauko skydą rugsėjo 8-osios naktį sukėlė itin stiprią geomagnetinę audrą.

Etnokosmologas Jonas Vaiškūnas komentuodamas šiuos kosminius įvykius sakė: „Tokia galinga magnetinė audra per pastaruosius 14 metų buvo kilusi tik 2 kartus – 2015 m. ir 2003 m. Tačiau pastaroji audra dar gali abi jas pranokti tuomet kai Žemę pasieks antojo galingesnio Saulės žybsnio iššautas mūsų žvaigždės plazmos srautas“.

„Žemės magnetinės audros mūsų planetoje kyla Žemės magnetinį lauką paveikus Saulės žybsnių metu į Žemę atskriejusiems elektringų dalelių srautams atsitrenkiant į Žemės magnetosferą.

Šis smūgis sukelia Žemės magnetinio lauko svyravimus, o tai gali sukelti radijo ryšio sutrikimus ir paveikti žmonių savijautą bei sveikatą.

Nuo magnetinių audrų pirmiausia gali nukentėti kosmose dirbantys astronautai.

Jiems gresia pavojus gavus per didelę radiacijos dozę net susirgti spinduline liga “, – sako etnokosmologas J. Vaiškūnas.

Pasak jo dėl magnetinių audrų kyla pavojus pirmiausia silpnesnės sveikatos žmonėms.

Padažnėja širdies priepuolių skaičius, gali pagausėti nusiskundimų širdies ritmo sutrikimų, dusulio priepuolių, nevaldomai aukšto kraujospūdžio atvėjų.

Lėtinių ligų turintiems žmonėms gydytojai pataria papildomai išgerti kraują skystinančių vaistų, taip pat raminamųjų, nes dėl neeilinių Žemės magnetinio lauko svyravimų gali kilti didesnė nervinė įtampa, o didėjant jai, sutrikti kraujospūdis.

Sveiki žmonės taip pat turėtų sulėtinti gyvenimo spartą: nesiimti didelę fizinę ir psichologinę įtampą sukeliančių darbų, nesileisti į ilgas keliones, kuomet tenka ilgai sėdėti sulenktomis kojomis, nes padidėja pavojus susidaryti trombui.

O jei tokių kelionių išvengt nepavyktų, tuomet prieš kelionę taip pat patariama išgerti kraują skystinančių vaistų.

Mūsų planetos magnetinio lauko būseną galima sekti pagal Alkas.lt skelbiamą diagramą, kurios parodymai atnaujinami kas 3 valandos.

Žemės magnetinio lauko svyravimų indekso skalė Kp yra padalinta į 10 lygių.

Kp reikšmė:

– nuo 0 iki 3, – magnetinis laukas ramus;

– 4 lygis – neramus magnetinis laukas;

– nuo 5 iki 9 – magnetinė audra.

Šiaurės pašvaistės nutvieskė dangaus skliautą

Stipri magnetinė audra sukėlė įspūdingų šiaurės pasvaiščių pasirodymą ne tik arčiau poliarinio rato esančiose, tačiau ir toliau į pietus nutolusiose Žemės srityse.

Šiaurės pašvaistę pragiedrulių metu galėjo matyti vidurio ir vakarų Lietuvos gyventojai. Rytų Lietuvą, deja, gaubė tiršti debesys.

Etnokosmologas J. Vaiškūnas priminė, kad žybsniai Saulėje yra susiję su jos paviršiuje matomomis juodomis dėmėmis: „Saulės fotosferos sritys, kuriuose temperatūra maždaug 1000 laipsnių yra žemesnė nei aplinkiniuose plotuose, atrodo kaip tamsesnės dėmės.

Būtent šiose dėmėse yra didesnis magnetinis aktyvumas. Jos ir yra tos „patrankos“ šaudančios Žemėje magnetines audras sukeliančius elektringos plazmos žybsnius“.

Šiomis dienomis naudodami apsauginį saulės spindulių filtrą (tinka ir Saulės užtemimui stebėti skirti akiniai) galite net plika akimi pamatyti dvi dideles Saulės dėmes.

Dėmė rugsėjo 6 d. sukėlusi didžiausią pastarojo meto Saulės žybsnį pažymėta Nr. 2673.

Dabar, išanalizavus Saulės dinamikos observatorijos (SDO) septynerių metų duomenis, nustatyta, kad skirtingi vainiko regionai evoliucionuoja nevienodai.

Kai kurios vainiko dalys yra aktyvios – žybsi, spjaudosi medžiagos čiurkšlėmis ir pan., – o kitos – ne.

Aktyvių regionų vidutinė temperatūrą išlieka vienoda nepriklausomai nuo to, kurioje 11 metų ciklo dalyje yra Saulė.

O neaktyvių regionų temperatūra pakinta nuo 1,4 iki 1,8 milijonų kelvinų, Saulei pereinant į aktyvumo piką.

Energingi ultravioletiniai spinduliai formuojasi būtent neaktyvioje Saulės vainiko dalyje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

1985-2016 metų duomenys rodo, kad Saulėje vyksta ir ilgalaikiai pokyčiai, ilgesni už 11 metų ciklą. Šio ciklo metu tarp kitų indikatorių kinta ir Saulės vibracijų dažniai bei amplitudės.

Nauja duomenų analizė parodė, kad per pastaruosius du ciklus žemo dažnio vibracijų buvo mažiau, nei ankstesniuose. Tai gali reikšti, kad išorinis Saulės sluoksnis plonėja.

Jei tokia interpretacija ir teisinga, kol kas nežinome, kodėl tai gali vykti ir kokie pokyčiai gresia ateityje.

Tyrimo rezultatai arXiv.

Paties 11 metų ciklo egzistavimas ilgą laiką buvo vertinamas kaip Saulės keistenybė, skirianti ją nuo kitų panašių žvaigždžių. Mat kitų žvaigždžių aktyvumas kito kitokio ilgio periodais.

Bet dabar nauji skaitmeniniai modeliai parodė, kad žvaigždės aktyvumo ciklo periodas priklauso nuo jos šviesio ir sukimosi greičio.

Įvertinus sąryšį su šiais parametrais paaiškėjo, kad Saulės aktyvumo periodas visiškai atitinka tą pačią priklausomybę, kaip ir kitų panašių į ją žvaigždžių.

Tyrimo rezultatai arXiv.

Saulės masė yra 2×10³⁰ kilogramų, o žvaigždžių masės siekia nuo 8% iki daugiau nei šimto Saulės masių.

Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų – žemiau papasakosiu apie keletą būdų, kaip nustatomos žvaigždžių masės.

Saulė

Kai Niutonas XVII amžiuje suprato, jog kūnai vienas kitą traukia proporcingai jų masei, staiga atsirado galimybė apskaičiuoti tų kūnų mases pagal tai, kaip jie juda.

Dar šimtmečiu anksčiau Kepleris pastebėjo, kad planetų orbitoms galioja specifinis sąryšis: orbitos periodo kvadratas yra proporcingas didžiojo pusašio kubui, arba, matematiškai, P²∝a³.

Orbitos periodas – tai planetos metų trukmė; didysis pusašis – orbitos, kurios forma yra elipsė, pusė ilgiausio skersmens ilgio.

Kadangi Saulės sistemos planetų orbitos yra gana panašios į apskritimus, t. y. elipsės nėra labai ištęstos, didysis pusašis beveik atitinka orbitos spindulį.

Niutono atrasti mechanikos dėsniai Keplerio dėsnius iš pastebėjimų pavertė fizikiniais sąryšiais, leidžiančiais apskaičiuoti įvairius svarbius dydžius, tarp jų ir Saulės masę.

Tačiau išliko viena didelė problema: norint nustatyti Saulės masę, reikia žinoti ir aplink ją besisukančios planetos metų trukmę, ir planetos atstumą nuo Saulės.

Metų trukmė – reikalas nesudėtingas, o štai atstumą išmatuoti irgi yra problematiška.

Vienas būdas yra pasinaudoti paralaksu. Paralaksas – tai reiškinys, kai iš skirtingų vietų žiūrėdami į tą patį trimatį vaizdą, matome jį šiek tiek kitokį.

Pavyzdžiui, stovint skirtingose vietose gatvėje, arti esantys medžiai pridengia skirtingas toliau esančių namų dalis. Tas pats galioja ir planetoms. 1672 metais šį metodą panaudojo Giovanni Cassini, su kolegomis stebėjęs Marsą iš skirtingų Žemės vietų.

Nustatęs, kiek skiriasi Marso padėtis tolimų žvaigždžių atžvilgiu, jis įvertino ir atstumą tarp jo ir Žemės. Tada, remdamasis Keplerio dėsniais, kurie davė Marso ir Žemės orbitų spindulių santykį, galėjo apskaičiuoti ir atstumą iki Saulės.

Gautas rezultatas tik 7% viršijo dabar žinomą vertę – beveik 150 milijonų kilometrų.

Kita gera proga patikslinti matavimus pasitaikė 1769 metais, kai Žemėje buvo matomas Veneros tranzitas – planeta praslinko prieš Saulės diską. Dėl paralakso skirtingose Žemės vietose Venera buvo matoma prieš skirtingas Saulės disko dalis.

Panašiai kaip Marso atveju, naudojantis tais pačiais Keplerio ir Niutono dėsniais, buvo nustatyta, kad Veneros orbitos didysis pusašis, arba spindulys, yra maždaug 72% Žemės orbitos spindulio.

Išmatavę paralaksą astronomai galėjo apskaičiuoti ir tikrąjį atstumą tarp Žemės ir Veneros, o tada ir tarp Žemės ir Saulės.

Skaičiavimai – tiksliau, duomenų iš skirtingų observatorijų ir stebėjimų ekspedicijų surinkimas – užtruko, taigi rezultatai gautas tik 1771 metais. Ir jis buvo gana tikslus, vos 2% didesnis, nei tikroji vertė.

Žinodami atstumą iki Saulės ir metų trukmę, galėjome apskaičiuoti ir Saulės masę. Ji yra maždaug du milijonai trilijonų trilijonų kilogramų.

Dvinarės žvaigždės

Išmatuoti kitų žvaigždžių mases – gerokai sudėtingesnė užduotis. Nors dauguma žvaigždžių greičiausiai turi bent po vieną planetą, jų tiesiogiai pamatyti negalime, taigi ir išmatuoti metų trukmės bei atstumo tiesiogiai neturime galimybės.

Bet visgi yra būdų, kurie leidžia nustatyti žvaigždžių mases. Kai kurie yra gana tiesioginiai, kiti remiasi supratimu apie žvaigždėse vykstančius procesus.

Paprasčiausia apskaičiuoti dvinarės žvaigždės komponenčių masę. Dvinarėje sistemoje žvaigždės sukasi aplink bendrą masės centrą. Atstumai nuo kiekvienos žvaigždės iki masės centro yra atvirkščiai proporcingi žvaigždžių masėms.

Analogiškai žvaigždžių judėjimo greičiai yra atvirkščiai proporcingi masėms – mažesnės masės žvaigždė juda greičiau, nei masyvesnė kompanionė. Taigi atstumų, arba greičių, santykis duoda mums žvaigždžių masių santykį.

Naudodamiesi truputį pakeistu, pritaikytu tokiai situacijai, Keplerio dėsniu, galime apskaičiuoti masių sumą. Žinodami sumą ir santykį, nesunkiai apskaičiuosime ir atskirų žvaigždžių mases.

Šis metodas turi vieną didelį trūkumą: žvaigždžių masių sumai apskaičiuoti reikia žinoti tikslius jų judėjimo greičius.

Bet išmatuoti dažniausiai galime tik radialines jų greičių komponentes, t. y. tas, kurios nukreiptos mūsų link arba tolyn nuo mūsų.

Tai mums duoda tik tikrųjų greičių apatines ribas – t. y. greičiai yra didesni, nei išmatuotieji, bet nežinome, kiek didesni.

Mases irgi nustatome tik minimalias. Maža to, šis netikslumas yra labai reikšmingas, nes masių suma yra proporcinga greičių sumos kubui.

Laimei, yra pora būdų, kaip galima problemos išvengti. Jei dvinarė sistema į mus pasisukusi šonu, praktiškai visas judėjimo greitis yra radialinis, taigi išmatuotas greitis yra lygus tikrajam.

Kaip žinoti, kad sistema atsisukusi šonu? Tokioje sistemoje žvaigždės periodiškai užtemdo viena kitą.

Kitas būdas – jei dvinarė žvaigždė yra pakankamai arti mūsų, galime matyti jos narių judėjimą dangaus skliaute ir iš to apskaičiuoti, kokiu greičiu žvaigždės juda kryptimi, statmena radialinei.

Žinodami abi judėjimo greičio komponentes, apskaičiuojame bendrą greitį, o tada – ir tikslią masę.

Dvinarės sistemos yra vienintelis būdas tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių mases.

Visi kiti būdai yra gerokai mažiau tikslūs arba remiasi žiniomis, gautomis tyrinėjant dvinares.

Didžioji dalis masyvesnių už Saulę žvaigždžių randamos dvinarėse sistemose, taigi jų mases nustatyti galime gana gerai. Mažesnėms žvaigždėms kyla problemų, nes dauguma jų yra vienišos.

Pagrindinė seka

Žvaigždžių mases išmatuoti sudėtinga, tačiau šviesį (per sekundę išspinduliuojamos energijos kiekį) ir paviršiaus temperatūrą – daug lengviau.

Šie dydžiai yra susiję tarpusavyje: atidėję juos grafike pamatome, kad dauguma žvaigždžių patenka į siaurą vingiuotą juostą, kurioje aukštesnės temperatūros žvaigždės yra ir šviesesnės. Ta diagrama, pagal jos sudarytojus, vadinama Hercšprungo-Raselo (Herzsrpung-Russell), arba, bendresniu atveju, spalvos-ryškio, nes žvaigždės temperatūra nulemia jos spalvą, o šviesis – ryškį.

Dvinarių žvaigždžių šviesio ir temperatūros duomenys leidžia nustatyti dalies žvaigždžių mases spalvos-ryškio diagramoje. Taip galima nustatyti sąryšį tarp žvaigždės masės ir jos šviesio.

Paaiškėja, kad dauguma žvaigždžių, kuo yra masyvesnės, tuo ryškiau ir šviečia. Labai grubiai skaičiuojant, šviesis proporcingas masei, pakeltai kiek daugiau nei trečiuoju laipsniu.

Skaičiuojant truputį tiksliau, naudinga žvaigždes sugrupuoti į keletą intervalų pagal šviesį arba masę, kuriuose sąryšio laipsnio rodiklis šiek tiek skiriasi. Turėdami šį sąryšį ir nustatę žvaigždės šviesį, galime apskaičiuoti ir jos masę.

Deja, viskas nėra taip jau paprasta. Žvaigždės toje siauroje juostoje, vadinamoje pagrindine seka, praleidžia ne visą savo gyvenimą.

Gyvenimo pradžioje jos kurį laiką yra šviesesnės, nei pagrindinė seka, nes vis dar traukiasi ir spinduliuoja traukimosi metu išlaisvinamą energiją, o ne tik termobranduolinių reakcijų sukurtą.

Gyvenimo pabaigoje jos ima deginti helį, o nebe vandenilį, ir išsipučia, atvėsta bei paryškėja – palieka pagrindinę seką.

Net ir pagrindinėje sekoje žvaigždžių temperatūros ir šviesiai yra šiek tiek išsibarstę, priklausomai nuo jų amžiaus (pavyzdžiui, Saulė, net ir būdama pagrindinėje sekoje, nuolat po truputį šviesėja) ar metalingumo (už helį sunkesnių elementų kiekio). Tinkamas šių savybių įvertinimas leidžia pagerinti masės įvertinimą 5-15%.

Jei negalime būti tikri, ar žvaigždė yra pagrindinėje sekoje, masės apskaičiavimas tampa daug sunkesne užduotimi.

Norėdami apskaičiuoti žvaigždžių, esančių ne pagrindinėje sekoje, mases, turime remtis žvaigždžių evoliucijos modeliais, kurie nurodo, kaip skirtingos masės žvaigždės turėtų evoliucionuoti gyvenimo pradžioje ar pabaigoje.

Šiuo metu žvaigždžių evoliucijos modeliai gana gerai leidžia apskaičiuoti masyvių žvaigždžių mases.

O štai mažos masės žvaigždės, kurias sunku aptikti ir kurios evoliucionuoja labai lėtai, yra menkiau suprastos, todėl jų mases įvertinti yra sudėtinga. Bet čia į pagalbą ateina kiti modeliai – žvaigždžių atmosferų.

Gravitacinis lęšiavimas

Kartais viena žvaigždė pralekia priešais kitą, ir tolimesnės žvaigždės šviesa trumpam paryškėja dėl gravitacinio lęšiavimo. Taip atsitinka, nes artimesnės žvaigždės gravitacija iškreipia pro šalį einančių šviesos spindulių kelią; dalis spindulių nukreipiama tiesiai mūsų link, todėl žvaigždės regimasis šviesis išauga.

Dažniausiai žvaigždes gravitaciškai lęšiuoja maži ir kitaip neaptinkami objektai, pavyzdžiui rudosios nykštukės ar juodosios skylės. Bet jei lęšiuojantis objektas yra normali žvaigždė, ją įmanoma aptikti ir vėliau.

Tada galima išmatuoti žvaigždės paralaksą ir apskaičiuoti atstumą iki jos. Žinant atstumą iki lęšiuojančio objekto ir tolimos žvaigždės, bei turint duomenis apie lęšiavimo metu įvykusį tolimos žvaigždės šviesio padidėjimą, galima apskaičiuoti ir lęšiuojančios žvaigždės masę.

Pirmą kartą tai padaryta 2004 metais. Tačiau lęšaivimas – neprognozuojamas procesas, mat jam reikalingas atsitiktinis dviejų žvaigždžių suėjimas į vieną liniją, žiūrint iš Žemės.

Taigi praktiškai kiekvienas toks atradimas yra vertas atskiros naujienos. O šiemet vienos žvaigždės masė išmatuota labai panašiu metodu, tačiau ne stebint kitos žvaigždės šviesio pokytį, bet nustatant, kiek dėl lęšiuojančios žvaigždės gravitacijos poveikio pasikeičia regimoji toliau esančios žvaigždės padėtis danguje (arXiv versija).

Astroseismologija

Visos žvaigždės virpa. Bangos, sklindančios per žvaigždes, nuolatos keičia jų spindulį ir šviesį.

Pokyčiai nėra dideli, tačiau išmatuojami. Dar XX a. pradžioje pastebėta, kad Saulės paviršius svyruoja aukštyn-žemyn, bet rimti tyrimai prasidėjo tik maždaug 8 praėjusio amžiaus dešimtmetyje.

Panašiu metu prasidėjo ir kitų žvaigždžių šviesio kitimo dėl vibracijų tyrimai – astroseismologija. Tokie tyrimai leidžia gana tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių spindulius.

Spindulys ir seismologinė informacija leidžia apskaičiuoti ir masę, nors tiksliam apskaičiavimui reikia ir gero supratimo apie žvaigždės struktūrą. Žvaigždėms, panašioms į Saulę, masės nustatymas yra netgi gana greitas procesas.

Keplerio teleskopas surinko daugybę duomenų apie žvaigždžių vibracijas.

Astroseisminiai duomenys surinkti ir maždaug šimtui žvaigždžių, prie kurių aptiktos planetos. Trečdalio jų analizė parodė, kad masę nustatyti įmanoma su vos 3% paklaida.

Žvaigždžių spektrai

Kiekviena žvaigždė skleidžia spinduliuotę, kurios spektras – intensyvumas skirtinguose bangos ilgiuose – priklauso nuo masės, šviesio, spindulio ir cheminės sudėties. Žvaigždžių, ypač mažos masės, paviršiniuose sluoksniuose – jų atmosferose – matomi elementai ir junginiai priklauso nuo to, kokio stiprumo gravitacija juos veikia.

Kuo žvaigždė masyvesnė ir mažesnė, tuo stipresnė jos gravitacija, todėl ir atmosferos spektras yra skirtingas.

Taigi žinodami žvaigždės absoliutinį šviesį ir spindulį, galime įvertinti ir jos masę. Šis būdas – dar gana naujas ir praktiškai taikomas nedaug, nes skirtumai tarp skirtingos masės žvaigždžių nėra dideli ir aptikti juos yra sudėtinga.

Pabaigai

Žvaigždės yra turbūt geriausiai suprasti astronominiai objektai. Jos didžiąja dalimi yra izoliuotos nuo aplinkos, o jose vykstantys procesai priklauso pagrinde tik nuo keleto parametrų – masės, amžiaus bei cheminės sudėties.

Tačiau nustatyti šiuos parametrus ne taip lengva, kaip norėtųsi. Net ir masė sukelia daug bėdų. Bet, kaip ir kitose astronomijos srityse, įvairūs metodai – ir tiesioginiai, ir „per aplinkui“ – leidžia tas bėdas įveikti. Taip ir judam į priekį.

Naujame tyrime, kuris publikuotas žurnale „Astronomy & Astrophysics“, nurodoma, kad žvaigždės prasilenks mažesniu nei prognozuota atstumu. Šiuo metu jas skiria 64 šviesmečiai, tačiau po maždaug 1,35 mln. metų kaimynė prašvilps vos per 13 365 astronominius vienetus (AU; tai – atstumas, skiriantis Žemę ir Saulę, lygus maždaug 150 mln. km).

Lenkijos universiteto astronomų Filipo Berskio ir Piotro A. Dybczyńskio teigimu, tai yra penkis kartus arčiau nei skaičiuota anksčiau. Naujus skaičiavimus jie atliko remdamiesi Europos kosmoso agentūros „Gaia“ kosminės observatorijos duomenimis.

Toks atstumas gali atrodyti saugus, tačiau šis įvykis gali turėti pavojingų padarinių – „Gliese 710“ gravitacija išjudins Saulės sistemos pakraštyje esančio Oorto debesies objektus, taigi mūsų link gali pasipilti kometų kruša. Oorto debesis driekiasi 50–200 tūkst. AU atstumu.

„Gliese 710“ paskatins kometų antplūdį, kurio dažnis gali siekti apie 10 per metus ir truks nuo trijų iki keturių milijonų metų“, – konstatuoja astronomai.

„Remiantis mūsų skaičiavimais, ši žvaigždė turės didžiausią įtaką Oorto debesies objektams per artimiausius 10 mln. metų. Per pastaruosius kelis milijonus metų taip arti Saulės nebuvo jokio kito tokio dydžio objekto“, – nurodoma jų darbe.

Kokią įtaką tai turės Saulės sistemai, tebėra neaišku. Jei Žemėje tebebus žmonių, jie gali išvysti daugiau kometų nei įprasta, tačiau iki šiol neblogą apsaugą suteikdavo Jupiteris. Na, o jei kuri kometa skrietų tiesiai į Žemę, reikia tikėtis, kad jau būsime sugalvoję, kaip nuo jų apsisaugoti.

Beje, per ateinančius kelis milijonus metų sąlyginai arti Saulės – 3 šviesmečių ar mažesniu atstumu – atsidurs iki 14-os kitų žvaigždžių.

Iflscience.com ir Forbes.com inf.